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| 대표적인 세페이드 변광성인 고물자리 RS |
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1. 개요
세페이드 변광성/Cepheid variable|
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| 고전 세페이드 변광성에 속하는 마차부자리 RT #의 광도곡선[1] |
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2. 상세
세페이드 변광성은 질량이 큰(태양질량의 4-20배) 황색 거성 및 초거성의 일종으로,[3] 변광 주기는 2일 이내인 것부터 50일에 이르는 것까지 다양하고, 광도곡선의 형태는 광도가 빨리 증가한 후 천천히 감소하는 양상이 흔하지만 단순 사인파에 가깝게 나타나는 것이나[4] 2가지 이상의 진동모드를 보이는 것도 있다. 맥동변광성에 속하므로, 항성의 시선속도나 스펙트럼, 유효온도 등은 그 맥동과 같은 주기의 주기적 변화를 보인다. 고전 세페이드로도 불리는 I형 세페이드와 처녀자리 W형 변광성으로도 불리는 II형 세페이드로 구분할 수 있는데, 후자는 변광 주기가 비슷할 때 더 낮은 광도를 갖는다. 둘의 차이를 만드는 것은 금속 함량으로, II형 세페이드는 I형 세페이드에 비해 더 적은 금속함량을 가진다. 같은 I형 세페이드라도 금속 함량의 차이에 따라 주기-광도관계가 미세하게 다르게 나타나는 것으로 알려져 있는데, 최근에는 I형 세페이드 역시 몇 가지 좀 더 다양한 세부 종족으로 구분할 수 있다는 연구도 있다.천문학자들은 여러 변광성을 관측한 결과 밝기의 변화가 일정한 주기를 가지는 별들이 있음을 알게되고 이들을 '맥동변광성'이라고 부른다. 그리고, 이 맥동변광성들이 주기와 광도 사이에 특정한 관계가 있다는 것을 알아 냈고, 이것으로부터 주기-광도 공식을 도출하였다. 참고로 델타별 자체는 5.366일을 주기로 3.48등급에서 4.37등급까지 밝기가 변한다. 이런 성질을 가지는 변광성을 '세페이드 변광성'이라고 부른다. 주기-광도 관계는 변광주기가 별의 밀도의 제곱근에 반비례하는 것에 기인한 성질이다.[5]
세페이드 변광성의 주기를 측정하면, 이 별의 절대등급을 알 수 있고, 절대등급과 겉보기등급의 차이를 이용하면, 별까지의 거리를 계산할 수 있게 된다. 이 방법으로 해당 별 또는 해당 별이 속한 성단이나 은하 까지의 거리 측정이 가능하다. 더욱이 세페이드 변광성은 광도가 크기 때문에 비교적 먼 거리에서도 충분히 관측할 수 있다. 이런 성질로 인해서 '세페이드 변광성'을 ' 표준 광원'이라고 부른다.
에드윈 허블은 안드로메다 은하에 포함된 세페이드 변광성을 관측하여, 안드로메다은하까지의 거리가 150만 광년[6]이나 멀리 떨어져 있다는 사실을 밝혀냈다. 이는 당시 알려진 우리 은하의 크기인 10만 광년을 훨씬 넘는 크기여서, 우주의 크기가 생각했던 것보다 훨씬 거대하다는 것을 알게 되었다.
한편 세페이드 변광성이 I형 세페이드와 II형 세페이드로 나뉜다는 사실은 세페이드 변광성을 이용한 거리측정법이 은하 거리측정에 이용되기 시작하고 시간이 좀 더 지난 이후에 알려졌는데, 때문에 이 사실이 알려진 후 그동안 여러 외부은하의 거리가 잘못 측정된 것으로 드러나 이들의 거리값이 수정되어야 했다.
세페이드 변광성을 통한 거리측정의 한 가지 어려움은, 우리은하 안에 있는 사실상 모든 세페이드 변광성이 연주시차를 이용해 거리를 재기에는 다소 먼 거리에 있어 거리측정이 어렵다는 것이다. 가장 가까운 세페이드 변광성인 폴라리스 Aa조차도 137 pc(약 447광년) 떨어진 거리에 있어, 2018년에 가이아 우주 망원경이 동반성의 연주시차를 정밀하게 측정하기 전에는 거리값의 불확실성이 상당히 컸다. 때문에 2000년대 이전까지만 해도 세페이드 변광성의 거리 측정은 주로 성단에 속한 세페이드 변광성을 대상으로 측정되어 왔으나, 2008년에 고물자리 RS의 거리값을 주변 성간물질에 의한 빛 메아리(Light Echo)를 이용해 높은 정확도로 구하면서[7][8] 주기-광도관계를 통한 거리측정의 정밀도와 허블 상수 예측의 정확도가 다소 향상될 수 있었다. 최근에는 가이아 우주 망원경에 의해 더 많은 세페이드 변광성의 거리값이 정확히 측정될 것으로 예상된다.
3. 분류
3.1. I형
3.1.1. 고전적 세페이드 변광성
3.1.2. 방패자리 델타형 변광성
3.2. II형
3.2.1. 헤르쿨레스자리 BL형 변광성
3.2.2. 처녀자리 W형 변광성
3.3. 거문고자리 RR형 변광성
3.4. 고속진동 Ap별
3.5. 봉황자리 SX형 변광성
4. 나무위키에 문서가 있는 세페이드 변광성
5. 관련 문서
6. 둘러보기 툴
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세페이드 변광성의 분류 | |||
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[1]
TESS 위성을 통해 측정한 것으로, 0.6-1 μm 파장에 해당하는 근적외선 영역에서의 광도 변화이다. 위쪽 그래프가 광도곡선이고, 아래쪽 그래프는 변광주기를 파악하기 위해 나타낸 파워스펙트럼이다. 중간중간에 광도곡선이 비어있는 부분은, 어떤 이유로 관측이 이루어지지 않은 기간이다.
[2]
대부분의 변광성 유형은 해당 유형의 변광성으로서 처음 알려진 원형별의 이름을 따서 이름을 붙인다.
[3]
질량이 커 수명이 짧고 비교적 드문 OB형 항성이 진화하여 만들어지기 때문에 별 탄생이 활발한 은하면 가까이에 주로 분포한다. 때문에 밤하늘에서 관찰할 수 있는 우리은하의 세페이드 변광성은 대부분 은하수 주위에서 관찰된다.
[4]
변광주기가 짧은 세페이드 변광성에서 종종 나타나며, 이들을 별도의 하위 분류로 나눌 수 있다는 의견이 있다.
[5]
더 상세하게는, 자유낙하 시간척도(free-fall timescale)라는, 항성의 밀도에 의해 결정되는 물리량과 관련이 있다. 이 물리량은 복사압 및 입자 간 척력에 따른 압력을 무시했을 때 별이 한 점으로 수축하는 데 걸리는 시간으로, 항성의 밀도의 제곱근에 반비례한다. 따라서 밀도가 낮을수록 항성이 수축하는 데 걸리는 시간이 늘어나기 때문에 주기-광도관계가 나타나게 된다.
[6]
실제로는 250만 광년 떨어져 있다. 당시 관측 기술의 한계에 따른 오차이다.
[7]
당시 측정된 거리값은 1992 ± 28 pc (6497 ± 91 광년)이었다. 그러나 2018년
가이아 우주 망원경의 연주시차 측정을 통해 얻은 거리값은 1710 ± 80 pc (5580 ± 260 광년)으로 기존에 알려진 거리값보다 다소 작아 논란의 여지가 있다.
[8]
거리값의 불확실성 이외에, 각 세페이드 변광성의 미세한 금속함량 차이에 따른 주기-광도관계의 미세한 변화와, 성간소광에 따른 광도 측정의 불확실성도 세페이드 변광성을 통한 거리측정의 불확실성을 높이는 요인이다.
[방패자리]
방패자리 델타형 변광성
[고속진동]
고속진동 Ap별